El model cosmològic de l'Univers és una descripció matemàtica que intenta explicar les raons de la seva existència actual. També representa l'evolució al llarg del temps.
Els models cosmològics moderns de l'Univers es basen en la teoria general de la relativitat. Això és el que ofereix actualment la millor representació per a una explicació a gran escala.
El primer model cosmològic de l'Univers basat en la ciència
A partir de la seva teoria de la relativitat general, que és una hipòtesi de la gravetat, Einstein escriu equacions que regeixen un cosmos ple de matèria. Però l'Albert pensava que hauria de ser estàtica. Així doncs, Einstein va introduir un terme anomenat model cosmològic constant de l'univers a les seves equacions per obtenir el resultat.
Posteriorment, tenint en compte el sistema d'Edwin Hubble, tornarà a aquesta idea i reconeixerà que el cosmos es pot expandir eficaçment. Exactamentl'Univers sembla al model cosmològic d'A. Einstein.
Noves hipòtesis
Poc després d'ell, l'holandès de Sitter, el desenvolupador rus del model cosmològic de l'Univers Friedman i el belga Lemaitre presenten elements no estàtics al judici dels coneixedors. Són necessaris per resoldre les equacions de la relativitat d'Einstein.
Si el cosmos de De Sitter correspon a una constant buida, aleshores, segons el model cosmològic de Friedmann, l'Univers depèn de la densitat de la matèria al seu interior.
Hipòtesi principal
No hi ha cap motiu perquè la Terra estigui al centre de l'espai o en cap lloc privilegiat.
Aquesta és la primera teoria del model cosmològic clàssic de l'univers. Segons aquesta hipòtesi, l'univers es considera:
- Homogeni, és a dir, té les mateixes propietats a tot arreu a escala cosmològica. Per descomptat, en un avió més petit, hi ha diferents situacions si mireu, per exemple, el Sistema Solar o en algun lloc fora de la galàxia.
- Isòtrop, és a dir, sempre té les mateixes propietats en totes direccions, sigui on miri la persona. Sobretot perquè l'espai no s'aplana en una direcció.
La segona hipòtesi necessària és la universalitat de les lleis de la física. Aquestes regles són les mateixes a tot arreu i en tot moment.
Considerar el contingut de l'univers com un fluid perfecte és una altra hipòtesi. Les dimensions característiques dels seus components són insignificants en comparació amb les distàncies que els separen.
Paràmetres
Molts pregunten: "Descriu el model cosmològicunivers". Per fer-ho, d'acord amb la hipòtesi anterior del sistema Friedmann-Lemaitre, s'utilitzen tres paràmetres que caracteritzen plenament l'evolució:
- Constante de Hubble que representa la taxa d'expansió.
- El paràmetre de densitat de massa, que mesura la relació entre la ρ de l'Univers investigat i una certa densitat, s'anomena ρc crític, que està relacionat amb la constant de Hubble. El valor actual d'aquest paràmetre es marca Ω0.
- La constant cosmològica, marcada amb Λ, és la força oposada a la gravetat.
La densitat de la matèria és un paràmetre clau per predir la seva evolució: si és molt impenetrable (Ω0> 1), la gravetat podrà vèncer l'expansió i el el cosmos tornarà al seu estat original.
En cas contrari, l'augment continuarà per sempre. Per comprovar-ho, descriu el model cosmològic de l'Univers segons la teoria.
És intuïtivament clar que una persona pot adonar-se de l'evolució del cosmos d'acord amb la quantitat de matèria a l'interior.
Un gran nombre donarà lloc a un univers tancat. Acabarà en el seu estat inicial. Una petita quantitat de matèria conduirà a un univers obert amb expansió infinita. El valor Ω0=1 dóna lloc a un cas especial d'espai pla.
El significat de la densitat crítica ρc és d'aproximadament 6 x 10–27 kg/m3, és a dir, dos àtoms d'hidrogen per metre cúbic.
Aquesta xifra tan baixa explica per què és modernel model cosmològic de l'estructura de l'univers suposa un espai buit, i això no és tan dolent.
Univers tancat o obert?
La densitat de la matèria dins de l'univers determina la seva geometria.
Per una alta impermeabilitat, pots aconseguir un espai tancat amb curvatura positiva. Però amb una densitat per sota de la crítica, sorgirà un univers obert.
Cal tenir en compte que el tipus tancat té necessàriament una mida acabada, mentre que un univers pla o obert pot ser finit o infinit.
En el segon cas, la suma dels angles del triangle és inferior a 180°.
En un lloc tancat (per exemple, a la superfície de la Terra) aquesta xifra és sempre superior a 180°.
Totes les mesures fins ara no han pogut revelar la curvatura de l'espai.
Models cosmològics de l'Univers breument
Les mesures de la radiació fòssil utilitzant la bola Bumerang confirmen de nou la hipòtesi de l'espai pla.
La hipòtesi de l'espai pla coincideix millor amb les dades experimentals.
Les mesures fetes per WMAP i el satèl·lit Planck confirmen aquesta hipòtesi.
Així que l'univers seria pla. Però aquest fet posa la humanitat davant dues preguntes. Si és plana, vol dir que la densitat de la substància és igual a la crítica Ω0=1. Però, la matèria visible més gran de l'univers és només el 5% d'aquesta impenetrabilitat.
Igual que amb el naixement de les galàxies, cal tornar a la matèria fosca.
Edat de l'univers
Els científics podendemostra que és proporcional al recíproc de la constant de Hubble.
Per tant, la definició exacta d'aquesta constant és un problema crític per a la cosmologia. Mesures recents mostren que el cosmos té ara entre 7 i 20 mil milions d'anys.
Però l'univers ha de ser necessàriament més antic que les seves estrelles més antigues. I es calcula que tenen entre 13 i 16 mil milions d'anys.
Fa uns 14.000 milions d'anys, l'univers va començar a expandir-se en totes direccions des d'un punt dens infinitament petit conegut com a singularitat. Aquest esdeveniment es coneix com el Big Bang.
Dins dels primers segons de l'inici de la ràpida inflació, que va continuar durant els següents centenars de milers d'anys, van aparèixer partícules fonamentals. Que després constituiria la matèria, però, com sap la humanitat, encara no existia. Durant aquest període, l'Univers era opac, ple de plasma extremadament calent i una radiació potent.
No obstant això, a mesura que es va expandir, la seva temperatura i densitat van disminuir gradualment. El plasma i la radiació finalment van substituir l'hidrogen i l'heli, els elements més simples, lleugers i abundants de l'univers. La gravetat va trigar diversos centenars de milions d'anys addicionals a combinar aquests àtoms que flotaven lliurement en el gas primordial del qual van sorgir les primeres estrelles i galàxies.
Aquesta explicació del començament dels temps es va derivar del model estàndard de la cosmologia del Big Bang, també conegut com a sistema Lambda: matèria fosca freda.
Els models cosmològics de l'Univers es basen en observacions directes. Són capaços de ferprediccions que es poden confirmar per estudis posteriors i que es basen en la relativitat general perquè aquesta teoria encaixa millor amb els comportaments observats a gran escala. Els models cosmològics també es basen en dos supòsits fonamentals.
La Terra no es troba al centre de l'univers i no ocupa un lloc especial, de manera que l'espai té el mateix aspecte en totes direccions i des de tots els llocs a gran escala. I les mateixes lleis de la física que s'apliquen a la Terra s'apliquen a tot el cosmos independentment del temps.
Per tant, el que la humanitat observa avui es pot utilitzar per explicar el passat, el present o per ajudar a predir esdeveniments futurs a la natura, per molt lluny que estigui aquest fenomen.
Increïble, com més mira la gent al cel, més mira el passat. Això permet una visió general de les galàxies quan eren molt més joves, de manera que podem entendre millor com van evolucionar en relació a les que són més properes i, per tant, molt més antigues. Per descomptat, la humanitat no pot veure les mateixes galàxies en diferents etapes del seu desenvolupament. Però poden sorgir bones hipòtesis, agrupant les galàxies en categories en funció del que observen.
Es creu que les primeres estrelles es van formar a partir de núvols de gas poc després del començament de l'univers. El model estàndard del Big Bang suggereix que és possible trobar les galàxies més primerenques plenes de cossos joves calents que donen a aquests sistemes un to blau. El model també ho prediules primeres estrelles eren més nombroses, però més petites que les modernes. I que els sistemes van créixer jeràrquicament fins a la seva mida actual a mesura que les galàxies petites van formar grans universos insulars.
Curiosament, moltes d'aquestes prediccions s'han confirmat. Per exemple, l'any 1995, quan el telescopi espacial Hubble va mirar per primera vegada al principi dels temps, va descobrir que el jove univers estava ple de galàxies blaves entre 30 i 50 vegades més petites que la Via Làctia.
El model estàndard de Big Bang també prediu que aquestes fusions encara estan en curs. Per tant, la humanitat ha de trobar proves d'aquesta activitat també a les galàxies veïnes. Malauradament, fins fa poc, hi havia poques evidències de fusions energètiques entre estrelles properes a la Via Làctia. Aquest va ser un problema amb el model estàndard del big bang perquè suggeria que la comprensió de l'univers podria ser incompleta o incorrecta.
Només a la segona meitat del segle XX es van acumular proves físiques suficients per fer models raonables de com es va formar el cosmos. El sistema de big bang estàndard actual es va desenvolupar a partir de tres dades experimentals principals.
Expansió de l'univers
Com la majoria dels models de la natura, ha experimentat millores successives i ha creat reptes importants que impulsen la investigació.
Un dels aspectes fascinants del cosmològicel modelatge és que revela una sèrie d'equilibris de paràmetres que s'han de mantenir amb prou precisió per a l'univers.
Preguntes
El model cosmològic estàndard de l'univers és una gran explosió. I tot i que les proves que la donen suport són aclaparadores, no està exempta de problemes. Trefil al llibre "El moment de la creació" mostra bé aquestes preguntes:
- El problema de l'antimatèria.
- La complexitat de la formació de la galàxia.
- Problema d'Horizon.
- Una qüestió de planitud.
El problema de l'antimatèria
Després de l'inici de l'era de les partícules. No hi ha cap procés conegut que pugui canviar el gran nombre de partícules de l'univers. Quan l'espai estava desfasat en mil·lisegons, l'equilibri entre matèria i antimatèria es va arreglar per sempre.
La part principal del model estàndard de la matèria a l'univers és la idea de la producció de parells. Això demostra el naixement dels dobles electró-positró. El tipus habitual d'interacció entre els raigs X o els raigs gamma d' alta vida i els àtoms típics converteix la major part de l'energia del fotó en un electró i la seva antipartícula, el positró. Les masses de partícules segueixen la relació d'Einstein E=mc2. L'abisme produït té el mateix nombre d'electrons i positrons. Per tant, si tots els processos de producció en massa estiguessin emparellats, hi hauria exactament la mateixa quantitat de matèria i antimatèria a l'Univers.
És clar que hi ha certa asimetria en la manera com la natura es relaciona amb la matèria. Una de les àrees de recerca prometedoresés la violació de la simetria CP en la desintegració de les partícules per la interacció feble. La principal prova experimental és la descomposició de kaons neutres. Mostren una lleugera violació de la simetria SR. Amb la desintegració dels caons en electrons, la humanitat té una clara distinció entre matèria i antimatèria, i aquesta pot ser una de les claus del predomini de la matèria a l'univers.
Nou descobriment al Gran Col·lisionador d'Hadrons: la diferència en la taxa de desintegració del mesó D i la seva antipartícula és del 0,8%, la qual cosa pot ser una altra contribució per resoldre el problema de l'antimatèria.
El problema de la formació de la galàxia
Les irregularitats aleatòries en l'univers en expansió no són suficients per formar estrelles. En presència d'una ràpida expansió, l'atracció gravitatòria és massa lenta perquè les galàxies es formin amb qualsevol patró raonable de turbulència creat per la pròpia expansió. La qüestió de com podria haver sorgit l'estructura a gran escala de l'univers ha estat un problema important sense resoldre en cosmologia. Per tant, els científics es veuen obligats a mirar un període de fins a 1 mil·lisegon per explicar l'existència de les galàxies.
Problema d'Horizon
La radiació de fons de microones de direccions oposades al cel es caracteritza per la mateixa temperatura dins del 0,01%. Però l'àrea de l'espai des de la qual s'irradiaven era un temps de trànsit 500 mil anys més lleuger. I per tant no podien comunicar-se entre ells per establir un aparent equilibri tèrmic: estaven forahoritzó.
Aquesta situació també s'anomena "problema de la isotropia" perquè la radiació de fons que es mou des de totes les direccions de l'espai és gairebé isòtropa. Una manera de plantejar la pregunta és dir que la temperatura de parts de l'espai en direccions oposades a la Terra és gairebé la mateixa. Però, com poden estar en equilibri tèrmic entre ells si no es poden comunicar? Si es considera el límit de temps de retorn de 14.000 milions d'anys, derivat de la constant de Hubble de 71 km/s per megaparsec, tal com va proposar WMAP, es va adonar que aquestes parts llunyanes de l'univers estan a 28.000 milions d'anys llum de diferència. Aleshores, per què tenen exactament la mateixa temperatura?
Només cal tenir el doble de l'edat de l'univers per entendre el problema de l'horitzó, però com assenyala Schramm, si mireu el problema des d'una perspectiva anterior, es torna encara més greu. En el moment en què es van emetre realment els fotons, haurien tingut 100 vegades l'edat de l'univers, o 100 vegades causalment desactivats.
Aquest problema és una de les direccions que va conduir a la hipòtesi inflacionista plantejada per Alan Guth a principis dels anys vuitanta. La resposta a la pregunta de l'horitzó en termes d'inflació és que al principi del procés del Big Bang hi va haver un període d'inflació increïblement ràpida que va augmentar la mida de l'univers en 1020 o 1030 . Això vol dir que l'espai observable es troba actualment dins d'aquesta extensió. La radiació que es pot veure és isòtropa,perquè tot aquest espai està "inflat" des d'un petit volum i té unes condicions inicials gairebé idèntiques. És una manera d'explicar per què parts de l'univers estan tan lluny que mai no es podrien comunicar entre elles.
El problema de la planitud
La formació del model cosmològic modern de l'Univers és molt extensa. Les observacions mostren que la quantitat de matèria a l'espai és sens dubte més d'una desena part i certament menor que la quantitat crítica necessària per aturar l'expansió. Aquí hi ha una bona analogia: una pilota llançada des del terra s'alenteix. Amb la mateixa velocitat que un asteroide petit, no s'aturarà mai.
Al principi d'aquest llançament teòric des del sistema, podria semblar que es va llançar a la velocitat adequada per anar per sempre, alentint-se a zero en una distància infinita. Però amb el temps es va fer cada cop més evident. Si algú es va perdre la finestra de velocitats fins i tot per una petita quantitat, després de 20.000 milions d'anys de viatge, encara semblava que la pilota havia estat llançada a la velocitat adequada.
Qualsevol desviació de la planitud s'exagera amb el temps, i en aquesta etapa de l'univers, les petites irregularitats haurien d'haver augmentat significativament. Si la densitat del cosmos actual sembla molt propera a la crítica, llavors hauria d'haver estat encara més plana en èpoques anteriors. Alan Guth atribueix la conferència de Robert Dicke com una de les influències que el van posar en el camí de la inflació. Robert ho va assenyalarla planitud del model cosmològic actual de l'univers requeriria que sigui pla a una part cada 10-14 vegades per segon després del big bang. Kaufmann suggereix que immediatament després, la densitat hauria d'haver estat igual a la crítica, és a dir, fins a 50 decimals.
A principis de la dècada de 1980, Alan Guth va suggerir que després del temps de Planck de 10–43 segons, hi va haver un breu període d'expansió extremadament ràpida. Aquest model inflacionista era una manera d'afrontar tant el problema de la planitud com el de l'horitzó. Si l'univers augmentava de 20 a 30 ordres de magnitud, les propietats d'un volum extremadament petit, que es podria considerar estretament lligat, es van propagar per tot l'univers conegut avui en dia, contribuint tant a una planitud extrema com a una naturalesa extremadament isòtropa.
Així és com es poden descriure breument els models cosmològics moderns de l'Univers.
